تپ اختر یا پالسار چیست؟

اکتشاف تپ اخترها در ۱۹۶۷ یـکی از آن حـوادث سـعادتمندانه‌ای بود که گاه در پژوهشهای علمی اتفاق می‌افتد. دلم می‌خواست می‌توانستم بگویم که ما در آن زمان تـپ اخترها را جستجو می‌کردیم، ولی حقیقت این است که همکارانم و من مشغول تحقیق در اخترنماها ۱ سـتاره وش ۲ ها-کهکشانه‌های ۳ رادیـویی واقـع در نواحی بسیار دور از حدود کهکشان خودمان-بودیم که ناگهان دور از انتظار نخستین تپ اختر اثری از خود بر روی عکسهایی که برمی‌داشتیم گذاشت. از یاری بخت، رادیو تلسکوپ تازه‌ای که با آن کار می‌کردیم به صورتی آرمـانی شایستهٔ آن بود که تپشهای ضعیف رادیوئی را که از مشخصات این اجرام سحرانگیز است بگیرد و از آنها خبر دهد.

همه چیز در ۱۹۶۴ آغاز شد. در آن سال متوجه شدیم بعضی از کهکشانه‌های رادیوئی که وسعت زاویه‌ای آنها بـسیار کـوچک است، تغییرات شدت سریع و نامنظم از خود نشان می‌دهند. این پدیده بسیار به «چشمک زدن» ستاره‌های ثابت شباهت داشت، و سرانجام فهمیدیم علت آن ابرهای بسیار داغی است که از خورشید به خارج پرتاب مـی‌شود. ایـن ابرها در بیرون ریختن موادی از خورشید سهیمند که به آن نام «باد خورشیدی» داده شده است.

چون این ابرها بسیار داغ است، الکترونها در آن از اتومها کنده می‌شود، و گاز به صورت مخلوطی از ذره‌های دارای بـار بـرقی (الکترونها ویونهای مثبت) درمی‌آید. موجهای رادیوئی در ضمن عبور از این ابرها اندکی انحراف پیدا می‌کنند؛ در نتیجه با پرتوهایی که منبع آنها یک کهکشانهٔ دور است (با یکدیگر موازی است) در ضمن عـبور از مـنظومهٔ شـمشی درهم آمیخته و نامنظم می‌شود. و هـمین امـر سـبب آن است که کهکشانه‌های رادیوئی «چشمک می‌زند». و باوجوداین، تنها منابع متراکمی همچون ستاره وش‌ها در معرض چنین «چشمک زدن» قرار می‌گیرند؛ در کهکشانه‌های رادیوئی مـتعارفی چـنین تـغییری کمتر مشاهده می‌شود.

ما گمان کردیم که ایـن «خـاصیت چشمک زدن» راه خوبی است برای آنکه بتوانیم در


(۱)- Pulsar‌

(۲)- Quasar

(۳)-کهکشانه معادل galaxy است؛ یکی از کهکشانه‌ها همان کهکشان معروف (در زبان فارسی راه مکه، در زبانهای فـرنگی جـاده شـیری) است که با حروف اول بزرگ به صورت Galaxy‌ نوشته می‌شود (مـترجم).


میان هزار کهکشانهٔ رادیوئی که ثبت کرده‌ایم، آن کهکشانه‌ها را که حقیقتا ستاره وش هستند پیدا کنیم. به همین جـهت در ۱۹۶۶ بـه سـاختن تلسکوپی به همین منظور پرداخیتم. آن را نزدیک رادیو تلسکوپ سرمارتین رایـل ۴ مـعروف به رادیو تلسکوپ «یک مایلی» که در خارج کیمبریج، انگلستان، واقع است، و از ردیف عظیمی از دو قطبه‌ها ۵-بیش از ۴۰۰۰-تشکیل شده است، قـرار دادیـم. این ردیف آنتنها بسیار حساس بود، چه می‌توانست موجهای رادیوئی را که بر پهـنه‌ای بـه وسـعت دو هکتار و نیم می‌رسید جمع‌آوری کند و با طول موج ۷/۳ مترکار می‌کرد.

یک منبع رادیوئی کـه شـب هنگام چشمک می‌زد

رصد کردن با رادیو تلسکوپ جدید در ژوئیه ۱۹۷۶ آغاز شد. مـدت یـک هـفته طول کشید تا توانستیم قسمت بزرگی از آسمان را با آن بیازماییم، و چنین کاری هفته‌ها ادامه یافت تـا مـعلوم کنیم چگونه «چشمک زدن» رادیوئی ستاره وشان از لحاظ شدت برحسب فاصله‌های زاویه‌ای مـتفاوت آنـها از خـورشید تغییر می‌پذیرد، از نتایجی که به دست آمد، اندازهٔ کمی بزرگی زاویه‌ای ستاره وشان معلوم شـد. پیـامهای رادیـوئی به صورت اثر مرکبی بر یک نوار کاغذی متحرک در زیر آن ثبت شـد. تـقریبا هر هفته ۷۶‌ متر نوار ثبت شده را مورد تحقیق قرار می‌دادیم. این کار به دست دوشیزه جـو سـلین بل ۶(اکنون دکتر برنل ۷) صورت می‌گرفت که تازه از دانشگاه ایرلند فارغ التـحصیل شـده و ضمنا در ساختن ردیف دو قطبه‌ها نیز سهم بـزرگی داشـت.

در یـکی از روزهای ماه اوت، دوشیزه بل منحنی ترسیم شـدهٔ عـجیبی را به من نشان داد که در آن یک منبع تشعشع رادیوئی آسمانی در نیمه شب ظـاهرا در حـال «چشمک زدن» بوده است. و این امـر غـیر عادی بـود، چـه تـغییرات شدتی که به وسیلهٔ گاز خـورشیدی حـاصل می‌شود، همیشه در آن هنگام که رصد کردن در امتدادی دور از امتداد خورشید صورت می‌گیرد، بـسیار ضـعیف است. راستش اینست که ما بـاور نمی‌کردیم که این پیـامها اصـیل باشد، چه رادیو تلسکوپها غـالبا تـداخلهای زمینی از یک نوع یا از نوع دیگر را نیز ضبط می‌کنند (مثلا آنچه از جرقه‌های شـمع اتـومبیل حاصل می‌شود). باوجوداین، جهت ظـاهری آسـمان را در آنـجا که این پیـامها را از آن دریـافت کرده بودیم، یادداشت کـردیم.

در هـفته‌های بعد، پیامهای شگفت‌انگیز گاه دوباره ظاره می‌شد، اما اغلب اوقات آنها را ثبت نمی‌کردیم. ولی از مـاه سـپتامبر معلوم شد که این پدیده را نـمی‌توان مـورد غفلت قـرار داد. بـرای مـرحلهٔ بعد لازم بود ثبتهای بـا تفصیل بیشتر صورت گیرد، و این کار با افزودن سرعت نوارهای کاغذی میسر شد تا تـحقیق در پیـامها بتواند بهتر صورت بگیرد. تا آخـر مـاه نـوامبر ایـن پدیـده بار دیگر ظـاهر نـشد، و هنگامی که دوشیزه بل نخستین ثبت را به من نشان داد، به راستی نمی‌توانستم به آنچه می‌دیدم بـاور کـنم. پیـامهای رسیدهٔ از آن منبع اسرارآمیز به صورت تپشهای کـوتاهمدتی بـه فـاصله‌های مـنظم حـدود ۳/۱ ۱ ثـانیه بود. البته لازم بود که این کار را چند روز متوالی مورد امتحان قرار دهیم تا معلوم شود که از راهی فریب نخورده‌ایم. ولی آن پیامها پیوسته در آنجا بود، و در طول نخستین هـفتهٔ


(۵)-آنتنی با دو میله که در جهت مخالف یکدیگر قرار گرفته‌اند.

(۶)- Jocelyn Bell

(۷)- Burnell

۷۲ هدهد, سال اول، شهریور ۱۳۵۸ – شماره ۴


دسامبر، شدت منبع یک مرتبه زیاد شد و تپشهای واقعا زیبایی تولید کرد.

تماس با موجودات باهوشی در جهانهای دیگر

دورهٔ پس از آن زمـان هـیجان شدید بود. آیا کدام جرم بخوبی می‌تواند منشأ این پیامهای ظاهرا مصنوعی بوده باشد؟ چون، هیچ اختلاف منظر قابل اندازه‌گیری در دست نبوده (تغییر کوچکی در وضع ظاهری ستاره که از اندازه‌گیری آن در اوقات مـختلف سـال آشکار می‌شود)، بر ما معلوم شد که این جرم آسمانی از منظومهٔ شمسی بسیار دور است. و نیز دانستیم که این جرم باید کوچک بوده بـاشد-مـحتملا به بزرگی زمین؛ جرم بـزرگ نـمی‌تواند تپشی کوتاهمدت از خود صادر کند، چه تشعشعاتی که از جاهای مختلف سطح آن صادرمی‌شود، در زمانهای مختلف به زمین خواهد رسید. از امکان اینکه ما نخستین بار بـا مـوجودات هوشمندی در جایی از کهکشان ارتـباط بـرقرار کرده باشیم، نیز غافل نبودیم.

طبیعتا لازم بود، پیش از آنکه خبر اکتشاف خود را منتشر کنیم، پژوهـشهای خـود را در این زمـینه با وسعت بیشتر ادامه دهیم. نخستین وظیفهٔ ما آن بود که زمان تپشها را به دقت اندازه‌گیری کنیم. در ظـرف مدت چند روز به این نتیجه رسیدیم که تپشها را می‌توان برای انـدازه‌گیری زمـان بـا تقریبی بهتر از یک در ملیون به کاربرد؛ ماهیت آن اجرام هرچه بود، بر ما معلوم شد که کار سـاعت ‌ بـسیار دقیقی را می‌کند. پس از یک ماه معلوم شد که ممکن نیست منشأ پیامها یک سـیاره بـوده بـاشد. اگر چنین بود، لازم می‌آمد که تغییر منظمی را در تپشها مشاهده کنیم که نتیجهٔ حرکت آن سیاره بـر مدارش بوده باشد. برای اطمینان یافتن از اینکه منبع تپشها منابع دیگر نیست نـیز کارهایی انجام دادیم، و رصـدهای مـادر سه جای دیگر آسمان نیز نطیرهایی از این پدیده را بر ما آشکار ساخت. آن وقت مطمئن شدیم با یک پدیده تازه روبه‌رو هستیم، و ستاره‌ای از نوع جدیدی در برابر ماست که کسی پیشتر آن را نمی‌شناخته اسـت.

آن‌گاه یافتهٔ خود را به اطلاع محافل علمی رساندیم.

یک قاشق چایخوری ماده به وزن یک تن

خبر اکتشاف ما فعالیت شدیدی را سبب شد که شاید در تاریخ اخترشناسی منحصر به فرد بـوده اسـت. همهٔ رادیو تلسکوپهای سراسر جهان برای به دست آوردن معلومات بیشتر به تجسس پرداختند، و دانشمندان اختر فیزیک نظری هر امکان را برای توجیه طرز کار تپ اخترها در نظر گرفتند. یک سـال پس از انـتشار نخستین نتایجی که ما به دست آورده بودیم، روی هم رفته ۳۱ تپ اختر اکتشاف شده بود. با آنکه هنوز معلوم نیست که اینها چه هستند، اعتقاد عمومی بر آن است که تـپ اخـترها همان ستاره‌های نوترونی هستند که مدتها در جستجوی آنها بوده‌اند-و اینها چیزهایی‌اند که به صورت نظری وجودشان را پیش بینی کرده‌اند ولی هنوز آنها را نیافته‌اند. این ستاره‌های خرد، شاید به قطر فـقط ۸ کـیلو مـتر یا در این حدود، و در عین حـال مـحتوی آن انـدازه ماده که درخورشید ما موجود است، محتملا باید با سرعت بسیار زیادی بچرخند. یک نظر آن است که کار آنها هـمانند «فـانوس هـای دریایی» آسمانی است که از خود نوری بیرون مـی‌فرستد کـه در دورهٔ چرخش آن سراسر آسمان را می‌پیماید.

برای آنکه بدانیم چـرا ایـن نـظریهٔ عجیب و غریب رواج پیدا کرده است، لازم است اندکی از راه بحث خود منحرف شـویم و آخـرین مرحله را در دورهٔ زندگی یک ستاره مورد ملاحظه قرار دهیم. آیا پس از آنکه ستاره‌ای همهٔ سوخت خود را سـوزاند چـه اتـفاقی خواهد افتاد؟ آیا فقط سرد می‌شود و به صورت گلوله‌ای از خاکستر درمی‌آید؟ البته نه! هنگامی که از «سـوختن» یـک سـتاره سخن می‌گوییم، مقصودمان فرایند همجوشی هسته‌ای است (بدان صورت که در بومب هیدروژنی اتفاق مـی‌افتد) کـه در نـتیجهٔ آن هیدروژن به هلیوم و هسته‌های پیچیده‌تر دیگر تبدیل می‌شود. مقادیر عظیمی از تشعشع شدید در این واکـنش آزاد مـی‌شود، و فشار تشعشعی که از آن فراهم می‌آید، ستارهٔ نمونه‌ای همچون خورشید را در مقابل جاذبهٔ گرانشی بـه طـرف داخـل حفظ می‌کند. ولی، پس از مدتی، سوخت هسته‌ای تمام می‌شود، و گرانش سبب جمع شدن و تـراکم سـتاره می‌شود.

برای ستاره‌ای مانند خورشید، تراکم ابتدایی بر اثر ثقل (گرانش)، سبب پیـدا شـدن انـرژیی می‌شود که ممکن است مادهٔ آن را به طرف خارج پف کند و آن ستاره به صورت یـک غـول سرخ درآید؛ ولی سرانجام ستاره از پا درمی‌آید و حالت کوتولهٔ سفید پیدا می‌کند ۸٫ در این مـرحله، کـه سـتاره از یک سیارهٔ کوچک بزرگتر نیست، تراکم الکترونهاست که بالاخره در مقابل فرو ریختن گرانشی بیشتر مـقاومت مـی‌ورزد. مـاده چندان چگالیده است که دیگر اتومهای متعارفی در آن وجود ندارد؛ الکترونهای با بـار بـرقی منفی به نزدیک هستهٔ دارای بار برقی مثبت فشرده شده‌اند. یک قاشق چایخوری از این مخلوط چندین تـن وزن دارد.

بـرای ستاره‌ای که جرم آن ۵/۱ برابر جرم خورشید باشد، پایان کار شدیدتری پیشبینی مـی‌شود. در ابـتدا، همچون در یک کوتولهٔ سفید، قسمت مرکزی سـتاره شـروع بـه فرو ریختن می‌کند.

نیروی گرانشی رو به داخـل چـندان عظیم است که الکترونها، سخت فشرده می‌شوند و به درون هسته می‌روند، با پروتونها تـرکیب مـی‌شوند و نوترون می‌سازند و از این پس دیگر حـالت ذرهـ‌های مستقل نـدارند. چـون نـوترونها بار برقی ندارند، بیش از الکترونها مـی‌توانند بـه یکدیگر فشرده شوند. محاسبه نشان می‌دهد که چگالی ماده باید به یـک مـلیون تن، برای یک قاشق چایخوری مـاده برسد تا نیروهای گـرانشی حـالت تعادل پیدا کند. از این پس «سـقوط» مـاده به طرف داخل چندان سریع می‌شود که وقتی سرانجام به حال توقف مـی‌رسد، انـفجاری از انرژی به طرف خارج صـورت مـی‌گیرد و پوسـتهٔ خارجی ساره را مـنفجر مـی‌کند و به جای دوری در فضا پرتـاب مـی‌کند. اخترشناسان برآنند که همین امر سبب انفجار ابر نواختران است. یکی از مشهورترین نتایج چـنین انـفجاری سحابی خرچنگ است که عبارت از پارهـ‌های ابـر گازی درخـشانی اسـت کـه اکنون آن را در محلی می‌بینیم کـه در سال ۱۰۵۴ میلادی یک ابر نواختر در آنجا بوده است (و چینیان آن را ثبت کرده بوده‌اند). در مرکز ابر، سـتارهٔ نـوترونی باقی می‌ماند-گلوله‌ای از مادهٔ با چـگالی خـیال‌انگیز، مـحتملا بـا جـرمی برابر خورشید کـه در عـین حال قطری بیش از چند کیلومتر ندارد.

دلایلی نظریهٔ «فانونس دریایی» را تأیید می‌کند

به دو دلیل عمده مـی‌توان چـنان تـصور کرد که تپ اختران ستارگان نوترونی هـستند. بـرای تـوجیه «سـاعتی» کـه صـدورهای رادیوئی تپشی را با چنان دقتی تنظیم می‌کند، چنان فرض شده است که در اینجا سروکار ما با چرخش یا ارتعاش یک ستارهٔ تمام است. پیش از


(۸)-غولهای سرخ سـتارگان بزرگی هستند با چگالی کم و قطری حدود سه برابر قطر خورشید. کوتوله‌های سفید قطری نزدیک قطر زمین دارند؛ از مشخصات آنها چگالی بسیار زیاد است (بالاتر از یک میلیون برابر چگالی خـورشید).


ایـن گفتیم که منبع تپ اختر باید حجم یک ستاره یا کمتر از آن داشته باشد تا بتواند آن نوع تپشی را که در آن مشاهده می‌کنیم پیدا کند. هنگامی که تنها چند تپ اختر اکـتشاف شـده بود، چنان به نظر می‌رسید که تپ اختران یا از نوع کوتوله‌های سفیدند یا از نوع ستاره‌های نوترونی. ولی تقریبا یک سال پس از آن، اخترشناسان استرالیا یک تـپ اخـتر یافتند که دورهٔ تناوب آن فـقط ۰۸۹/۰ ثـانیه بود. یک کوتولهٔ سفید، پیش از آنکه بتواند به چنین دورهٔ تناوبی برسد، متلاشی می‌شود-تنها امکان برای ارتعاش آن، حرکت پیچیده‌ای است متناظر با مـضرب بـزرگی از بسامد تپش اصلی. و چـون چـنین فرضی قابل قبول نبود، ستاره‌های نوترونی چرخنده را ساده‌ترین توضیح برای تپ اختران شناختند. و نیز «تپ اختر استرالیایی» از لحاظ موضع آن در آسمان مطابق بود با بازمانده‌های انفجار قدیمی یک ابر نو اخـتر (شـناخته شده به نام بادبان (X -درست در همانجا که به صورت نظری محل ستاره‌ای نوترونی شناخته شده بود.

این استنتاج یک ماه بعد به صـورتی شـگفت‌انگیز تـأیید شد و اخترشناسان رصد خانهٔ گرین بنک ۹ ویرجینیای غربی، یک تپ اختر را درست در مرکز سحابی خرچنگ یافتند. دورهـء ‌ تـناوب آن فقط ۳۳% ثانیه و سریعترین تپ اختر شناخته شده تا آن زمان بود. به زودی این مـطلب مـعلوم شـد که دوره‌های تناوب تپ اخترهای بادبان X و ساحبی خرچنگ به کندی در حال افزایش‌اند؛ و این امر بـه شدت فکر ستارهٔ چرخنده را تایید می‌کرد، چه هر جسم چرخنده، در صورتیکه بدون تـغییر شکل انرژی از دست بـدهد، از سـرعتش کاسته می‌شود. به همین جهت نظریهٔ «فانوس دریایی» دربارهٔ تپ اخترها اکنون عموما مورد قبول است، گرچه دلیل درست اینکه چرا پیامهای رادیویی به صورت تابه‌های باریک صادر می‌شود، هنوز کـاملا معلوم نشده است.

یک اختر سحابی خرچنگ در اوایل ۱۹۶۹ هیجان بیشتری را سبب شد، و این بدان سبب بود که رصدکنندگان رصدخانهٔ استیووارد ۱۰ در آریزونا از یک ستارهٔ مرئی خبر دادند که به همان دورهٔ تـناوب تـپ اختر رادیویی روشن و خاموش می‌شد. این ستاره مدت چندین سال منشأ احتمالی انفجار ابر نواختری شناخته می‌شد، ولی نیازمند آن بود که دستگاه کاشف نور بسیار کاملی چنان ساخته شود کـه بـه میزان تپش تپ اختر چشمک بزند


(۹)- Green Bank

(۱۰)- Steward


تا معلوم دارد که همهٔ نور آن به صورت تپشها صادر شده بوده است.

فاصله سحابی خرچنگ حدود ۶۰۰۰ سال نوری است. و این تنها حالتی اسـت کـه در آن فاصلهٔ تپ اختر به درستی اندازه گرفته شده است. برای تپ اخترهای دیگر، از ملاحظهٔ این امر که تپشهای با طول موجهای متفاوت در زمانهای اندک متفاوت با یکدیگر می‌رسد، مـی‌توان انـدیشه‌ای دربـارهٔ فواصل آنها به دست آورد. اکـنون ثـابت شـده است که تپ اختران پیامهایی رادیویی می‌فرستند که طول موجهای آنها میان ۷ مترو ۱۰‌ سانتیمتر است. همهٔ طول موجها همزمان از منبع گـسیل مـی‌شود، ولی بـه علت وجود گازهای یونیده در فضا، از فضای میان اخـتران بـا سرعتهایی اندک متفاوت با یکدیگر می‌گذرند. بنابراین از اختلاف زمان دریافت طول موجهای مختلف یک تپش می‌توان فاصلهٔ ستارهٔ تـپ اخـتر را تـخمین زد. نتیجه‌ای که به دست آمده این است که اغلب تـپ اخترها در فاصله‌هایی از ۱۰۰ تا ۱۰۰۰۰ سال نوری از زمین قرار دارند. برای آنکه بهتر به اندازهٔ این فاصله متوجه شوید، بـاید بـه خـاطر داشته باشید که وسعت کلی کهکشان ما حدود ۶۰۰۰۰ سال نوری اسـت. پس آشـکار است که اکنون ما تپ اخترانی را اکتشاف می‌کنیم که نزدیکترین آنها به منظومهٔ شمسی ما هـستند.

فصل تازه و جذایی در علم اخترشناسی

با دانستن فاصله منابع، می‌توانیم مـقدار انـرژیی را کـه از آنمها گسیل می‌شود حساب کنیم. معلوم شده است که تپ اختران، در مقایسه با سـتاره‌ای مـتعارفی همچون خورشید، گسی‌کنندگان نسبتا ضعیف انرژی هستند. ولی، هنوز، نظریه قابل قبولی که جـوابگوی گـسیل تـشعشعی آنها باشد، ارائه نشده است. سیمای مهمی از ستارگان نوترونی این است که باید بر سطح خـود مـیدانهای مغناطیسی بسیار نیرومندی داشته باشند. ستارگان معمولی از لحاظ میدان مغناطیسی به زمـین شـباهت دارنـد، ولی هنگامی که مادهٔ یک ستاره فرو می‌ریزد و ویران می‌شود به صورت یک ستارهٔ نوترونی درمـی‌آید، تـراکم مـیدان مغناطیسی که از آن نتیجه می‌شود، اندازهٔ میدان مغناطیسی را تا ۰۰۰،۰۰۰،۰۰۰،۱۰ مرتبه بالا می‌برد. یـک سـتارهٔ نوترونی در هنگام تشکیل با سرعتی حدود هزار دور در ثانیه برگرد خود می‌چرخد، چه نمی‌تواند سرعت زاویه‌ای نـخستین خـود را از دست بدهد. برای یک رقاص باله نیز هنگامی که دستهای خود را ضـمن چـرخیدن از حالت کشیدگی خارج می‌کند و به بدن خـود مـی‌چسباند، چـنین ازدیاد سرعتی اتفاق می‌افتد-ولی آنچه برای یـک سـتارهٔ ویران شده اتفاق می‌افتد بسیار بسیار عظیمتر است.

انواع پدیده‌های برقی و مغناطیسی مـمکن اسـت برای چنین قطب مغناطیسی شـدیدی کـه این انـدازه تـند بـچرخد، اتفاق بیفتد. تکه‌های ماده ممکن اسـت در نـتیجهٔ تأثیر نیروهای برقی از سطح ستاره کنده شود. «جو» ستاره ممکن است مـجذوب مـیدان مغناطیسی شود و با سرعت ستارهٔ نـوترونی حرکت چرخشی پیدا کـند. چـند صد کیلومتر دورتر از ستاره، سـرعت مـواد محتملا نزدیک سرعت خود نور است (بنابر نظریه نسبیت، هیچ سرعتی نمی‌تواند از سـرعت نـور تجاوز کند). آن وقت خوشه‌های الکـترون مـوجود در گـازی که ستاره را در مـیان گـرفته است، به گسیل کـردن مـوجهای رادیویی آغاز می‌کند؛ این تشعشع به صورت تابه باریکی در امتداد حرکت گسیل می‌شود. نـظریه‌پردازان هـنوز دربارهٔ آثار گوناگونی که ممکن اسـت در نـزدیکیی یک سـتارهٔ نـوترونی حـادث شود، دچار حیرتند، ولی ایـن مطلب آشکار است که امکانات متعددی وجود دارند که سبب پیدایش یک تابه چرخنده مـی‌شوند و بـنابراین می‌توانند جوابگوی وجود تپ اختران بـاشند.

اگـر ایـن فـکر درسـت باشد، باید گـفت کـه سرعت همه تپ اختران در حال کاستن است. رصدهای دقیق نشان داده است که، علاوه بر سـحابی خـرچنگ و بـادبان X، سرعت چهار تپ اختر در حال کم شـدن اسـت، هـرچند کـه ایـن اثـر برای تپ اختران با دورهٔ تناوب حدود ۱ ثانیه بسیار کم است. از روی اندازه‌گیریها معلوم شده است که در این حالات برای آنکه میزان تپش نصف شود، لازم است ۰۰۰،۰۰۰،۱۰ سال بـگذرد، در صورتیکه برای سحابی خرچنگ این زمان فقط ۰۰۰،۲ سال است. بنابراین چنان می‌نماید که حرکت ستاره‌های نوترونی «جوان» با سرعت کند می‌شود و مقادیر عظیم انرژی از دست می‌دهند. سپس در نیمهٔ عمر مـلایمتری قـرار می‌گیرند، و این همان حالتی است که ما معمولا این ستارگان را در آن می‌یابیم.

 

حقیقت نهایی دربارهٔ تپ اختران هرچه بوده باشد، این امر مسلم اسـت کـه با آنها فصل تازه و جـذابی در اخـترشناسی گشوده شده است. از آن جهت اهمیت دارند که سبب جلب توجه ما به یک پدیدهٔ فیزیکی شده‌اند که هرگز در آزمایشگاههای زمینی به آن دسترسی نداریم. چـگالترین مـاده‌ای که در زمین می‌شناسیم، مـی‌تواند نـظیر خلاء کامل بر یک ستارهٔ نوترونی به شمار رود. هنگامی که وجود ستاره‌های نوترونی تنها یک پژوهش نظری بود، مسئلهٔ سرنوشت نهایی ماده در تحت تأقیر فرو ریختن گرانشی آن تنها یـک مـسئلهٔ بحثی و تحقیقی محسوب می‌شد. ولی اکنون لازم است این سؤال مطرح شود که برای یک ستاره که بیش از آن جرم دارد که بتواند به حالت تعادل یک ستارهٔ نوترونی برسد، چه اتفاقی خواهد افـتاد. در ایـن حالت گـرانش بر فشار نوترونها غلبه پیدا می‌کند و بنابر قوانین فعلی فیزیک، لازم است ماده برای همیشه به طرف داخـل فرو ریزد. آیا به راستی چنین اتفاقی خواهد افتاد؟ هیچ کس نمی‌داند. مـمکن اسـت کـه مطالعات بیشتر دربارهٔ آسمان با تلسکوپهای نوری و رادیویی به این سؤال و سؤالات بسیار دیگر پاسخ دهد.


نوشته آنـتونی هیوئیش

تـرجمهٔ ‌ احـمد آرام

منبع: هدهد، شهریور ۱۳۵۸ – شماره ۴

دیدگاه خود را با ما اشتراک بگذارید:

ایمیل شما نزد ما محفوظ است و از آن تنها برای پاسخگویی احتمالی استفاده می‌شود و در سایت درج نخواهد شد.
نوشتن نام و ایمیل ضروری است. اما لازم نیست که کادر نشانی وب‌سایت پر شود.
لطفا تنها در مورد همین نوشته اظهار نظر بفرمایید و اگر درخواست و فرمایش دیگری دارید، از طریق فرم تماس مطرح کنید.